1 Physique des rayonnements :

SPECTROSCOPIE DES NÉBULEUSES À ÉMISSION ET DES ÉTOILES
1 Physique des rayonnements :
1.1 La loi de Plank et ses petites sœurs :
Ces relations permettent de décrire le flux lumineux à partir de la longueur d’onde du rayonne-
ment et de la température de la source lumineuse.
FIG. 1: .
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FIG. 2: Courbes de la puissance lumineuse en fonction de la longueur d’onde pour les températures T1=
6000 K et T2=300 K.
– La loi de PLANK :
dFcorps noir =2πhc2
λ5·1
ehc
kBλT−1·dλ
•Applications:
Quelle est la température du Soleil? (Les courbes IT(K)=f(λ)sont donnée.)
→La courbe dont le maximum correspond au jaune est celle qui correspond à une température
de 5 500 K.
– Loi de WIEN :
T(K) = 2,898×106
λmax (nm)
•Cette loi dite du "déplacement de Wien" découle directement de la formule de Planck.
Pour une température donnée, elle donne la valeur de la longueur d’onde λmoù le flux est
maximal.
•Applications:
1. Dans quel domaine de longueur d’onde le corps humain (T=37◦C=310 K) rayonne-t-il?
λmax =2,898×106
310 '1000 nm =1µm : situé dans l’infra-rouge.
2. Même question pour le Soleil connaissant sa température ('6000 K).
λmax =2,898×106
6000 =483 nm : c’est le milieu du spectre visible.
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– Loi de STÉFAN:Fcorps noire =σT4
o`uσ=5,67.10−8W.m−2.K−4
•La loi de STÉFAN est la simple intégration de la loi de Planck sur l’ensemble des longueurs
d’onde.
•Applications:
1. Pour T=6 000 K, on a F´emis =Frecu =73000000 W.m−2.
2. Pour T=300 K, on a F´emis =Frecu =459 W.m−2.
•Remarques:
?La formule de STÉFAN est d’une importance capitale et rappelle que les flux incidents et
partants ne sont fonction que de la température.
?Alors que la température du Soleil n’est que 20 fois plus élevée que celle de la Terre, son
flux partant est 160 000 fois plus élevé!
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1.2 Les lois de Kirchhoff :
Ces lois empiriques décrivent les conditions physiques conduisant aux 3 types de spectres rencon-
trés en astronomie.
– Énoncé des 3 lois de KIRCHHOFF :
1. Les spectres continus d’émission:
•Une source chaude lumineuse émet un continuum de rayonnement.
•Exemple: le spectre de la lumière émise par une lampe à incandescence est constituée de
toutes couleurs (radiations).
2. Les spectres de raies et de bandes d’absorption:
•Quand la lumière d’une source lumineuse traverse un gaz peu dense (composé de mo-
lécules et/ou atomes), un plasma (composé d’ions) ou un liquide, certaines longueurs
d’onde discrètes sont enlevées du continuum provoquant les raies d’absorption fon-
cées.
•Exemple:
La lumière d’une étoile passant par les couches externes de l’atmosphère de l’étoile pro-
voquent cet effet.
3. Les spectres de raies d’émission:
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•Quand des ions et/ou des molécules d’un gaz peu denseest excité d’une façon quel-
conque (collisionnelle, électriquement, chaleur ou par la lumière elle-même), le gaz
émet certaines longueurs d’onde discrètes. Certain nebuleuses gazeuses ou les nebu-
leuses planétaires sont de bons exemples de ceci.
•Exemple:
Les régions HII, les nébuleuses planétaires, les lampes à sodium des parkings.
•Remarque:
Comme la température du gaz est bien inférieure à celle de la source S, il émet bien moins
qu’il n’absorbe et ses raies paraissent obscures, par contraste.
– Récapitulation:
FIG. 3: .
– Mécanisme quantique des rayonnements:
→Exemple: les raies de Balmer de l’hydrogène.
1.3 Les autres mécanismes de rayonnement :
–
2 Caractéristiques des raies spectrales :
3 Quelques grandeurs physiques accéssibles dans les spectres stel-
laires :
4 Quelques grandeurs physiques accéssibles dans les nébuleuses en
émission :
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